Inhaltsverzeichnis

1. Einleitung

1.1 Bedeutung der Radioastronomie 2 1.2 Inhalt und Ziel unseres Projektes 3

2. Antennentheorie

2.1 Allgemeines zur Radiointerferometrie 4 2.2 Unser Radiointerferometer 7

3. Konstruktion und Bau

3.1 Die Antenne und Mechanik 8 3.2 Das Gerüst 8 3.3 Die Lager 9 3.4 Die Elevationssteuerung 9 3.5 Die Hohlleiter und Feedhörner 10

4. Die Elektronik

4.1 Realisierung des „Backends“ 11 4.2 Das LNB 11 4.3 Der Sat-Finder als Detektor 12 4.4 Der Analog-Digital-Wandler 13 4.5 Spannungsregler 14

5. Die Messergebnisse

5.1 Messung vom 08.01.2005 15

6. Fazit und Zukunftspläne

6.1 Unser Fazit 16

7. Anhang

a) Quellenverzeichnis b) Konstruktionspläne c) Schaltpläne d) Grafik der Messung e) Danksagung

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1 Einleitung1.1 Bedeutung der Radioastronomie

Als Galileo Galilei am Anfang des 17. Jahrhunderts das Fernrohr (weiter-) entwi-ckelte, wurden den Astronomen Einblicke ermöglicht, die ihnen vorher verwehrt blieben. Dies revolutionierte in der damaligen Zeit die astronomische Forschung.1931 wurden diese Einblicke nochmals erweitert. Carl Jansky entdeckte die kosmi-sche Radiostrahlung. Man fing an, Technologien zu entwickeln und zu erweitern, um bessere Einblicke in diesen Bereich des elektromagnetischen Spektrums zu erhalten. Der Radioastronomie waren rasche Erfolge zu verdanken. Es konnte z.B. die Spiral-struktur der Milchstraße nachgewiesen werden, Temperaturen vieler Objekte des Weltraums gemessen werden, das Hintergrundrauschen wurde erforscht, um daraus Schlüsse über den Urknall zu ziehen usw. Doch was ist eigentlich ein Radioteleskop? Man misst mit dieser Apparatur letztend-lich die Intensität der Radiostrahlung, die es bei einer bestimmten Frequenz bzw. Bandbreite unter einem bestimmten Raumwinkel empfängt. Um die Radiostrahlung einer Radioquelle am Himmel möglichst präzise messen zu können, ohne dabei zu-sätzlich Störsignale zu empfangen, muss dieser Raumwinkel möglichst klein sein. Dies erzielt man durch Vergrößerung des Antennendurchmessers. Da diesem Durch-messer jedoch technische und finanzielle Grenzen gesetzt sind, entwickelte man das Verfahren der „Interferometrie“. Mit Hilfe dieses Verfahrens synthetisiert man durch Kombination mehrerer kleinerer Parabolspiegel den Durchmesser eines Einzelre-

flektors mit dem Durch-messer der Distanz zwi-schen den äußersten Re-flektoren.Gerade die Radioastro-nomie eignet sich für Schulen, da die Radio-strahlung neben der Strahlung des optischen Bereiches die einzige Strahlung ist, die die At-

mosphäre durchdringt. Diese Jugend Forscht Arbeit soll nun zeigen, wie das Interfe-rometrieverfahren auch an Schulen und in vergleichsweise kleinen Projekten reali-siert werden kann.

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1.2 Inhalt und Ziel unseres Projekts

Wir beschäftigten uns mit der Konstruktion und dem Bau eines kleinenRadiointerferometers, bestehend aus zwei Parabolspiegeln.Unsere Anlage wurde auf den Ortsmeridian ausgerichtet und ist in der Elevation um einen Winkel von 90° drehbar.Über den Aufbau von Mechanik und Elektronik hinaus, mussten wir die beiden Spie-gel möglichst genau auf eine gemeinsame Richtung in Azimut und Elevation einstel-len, damit die notwendige Interferenz auftreten kann.Getestet haben wir die Funktion der Anlage mit der Messung eines Sonnendurch-gangs, dessen Auswertung Kapitel 5 beschreibt.Anschließend an diese Arbeit wird sich unsere Projektgruppe neben der noch ge-naueren Ausrichtung vor allem mit der praktischen Anwendung beim Messen von Radioquellen beschäftigen.

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2 Antennentheorie2.1 Allgemeines zur Radiointerferometrie

In der Astronomie versucht man möglichst große Auflösungsvermögen der Appara-turen zu erreichen. Auflösungsvermögen bedeutet hierbei für unser Radioteleskop winkelabhängiges Auflösungsvermögen. Andere Auflösungen können zum Beispiel spektrales Auflösungsvermögen sein. Das spektrale Auflösungsvermögen gibt den kleinsten Wellenlängenunterschied an, der noch aufgelöst werden kann. Wir haben unser Radioteleskop auf eine Wellenlänge von 2,7cm fixiert. Eine Änderung bedürfte Änderungen in der Empfangselektronik.Unser Hauptanliegen ist also die Optimierung des winkelabhängigen Auflösungsver-mögens. Dazu gibt es im Wesentlichen zwei Wege.Bei der Beobachtung elektromagnetischer Wellen, also sowohl Licht, als auch Ra-diostrahlung, ist das Auflösungsvermögen näherungsweise nach folgender Bezie-hung abhängig von Wellenlänge und Durchmesser der parabolischen Empfangsein-richtung:

dλ≈Θ rad oder

dλ3438≈Θ Bogenminuten

Wobei Θ der Winkelgröße, λ der Wellenlänge und d dem Durchmesser des Spiegels entspricht.Aus dieser einfachen Beziehung ist leicht erkenntlich, dass bei den sehr kleinen Wel-lenlängen der optischen Astronomie von einigen 100nm relativ leicht eine hohe Auf-lösung zu erreichen ist. Das menschliche Auge erreicht bereits eine Winkelauflösung von etwa einer Bogenminute. Um in der Radioastronomie eine solch hohe Winke-lauflösung bei der vergleichsweise riesigen Wellenlänge von 21cm (bei einer ange-nommenen optischen Wellenlänge von 500nm wäre das das 420.000-fache) zu errei-chen müsste man ein Radioteleskop mit einem Durchmesser von über 700m bauen. Das größte Radioteleskop weltweit steht in Arecibo/Puerto Rico und hat einen Durchmesser von etwa 300m.Je größer der, im Optimalfall parabolische, Spiegel wird, desto schwieriger ist es, die geforderte Genauigkeit einzuhalten. Die Reflexionsoberfläche sollte nicht mehr als

λ161

von der Optimalform abweichen. Bei der weiterhin beispielhaften Wellenlänge

von 21cm bedeutet das, dass die Oberfläche auf eine Genauigkeit von ungefähr 1,3cm gearbeitet sein muss. Dies ist bei einem Spiegeldurchmesser von einigen 100 Metern nur unter erheblichen Kostenaufwand zu erreichen.

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Man muss also andere Wege suchen, die er-wünschte Genauigkeit zu erreichen: Die Inter-ferometrie.Dabei werden mehrere kleine Empfangsein-heiten zusammengeschaltet und deren Signale überlagert. Dadurch ergibt sich ein „virtuel-ler“ Spiegeldurchmesser, der der Entfernung der Spiegel zueinander, der Baseline, entspricht. Wählt man nun die Baseline L entsprechend groß, erreicht man so die ge-wünschte Auflösung.Richtet man die beiden Antennen senkrecht zur Baseline aus und beobachtet eine weit entfernte Radioquelle, so kann man annehmen, dass die Radiowellen, die sich im Raum kugelförmig ausbreiten auf Grund der großen Entfernung parallel ankom-men. Die beiden Antennen empfangen das Signal also phasengleich, in der Emp-fangseinheit überlagern sich die beiden Signale und verstärken sich. Nimmt man weiter eine feste Position der Quelle an, so bewegt diese sich auf Grund der Erdrota-tion aus dem Zentrum der Antennen heraus, das Signal kommt nicht mehr orthogonal zur Baseline an, sondern trifft unter einem Winkel auf. Durch diesen Winkel kommt es zu einer Phasenverschiebung. Ist der Winkel schließlich so groß, dass der Gangun-

terschied genau λ21

beträgt, so kommt es im Empfänger zur Auslöschung der Signa-

le. Bewegt sich die Quelle nun noch weiter, so nimmt die Phasenverschiebung weiter

zu. Bei einer Phasenverschiebung von 1λ erhält man wieder ein Maximum, bei λ211

ein weiteres Minimum und so weiter.

Daraus geht hervor, dass der Abstand zweier Maxima, wie auch zweier Minima zu-einander

Lλ=Θ rad oder angenähert

Lλ60≈Θ Grad

beträgt. Das Strahlungsdiagramm eines Interferometers aus zwei Antennen durch-läuft also eine Folge von Maxima und Minima, deren Anzahl von der Beschaffenheit der Anlage abhängt. Man erhält also viele schmale Richtkeulen anstatt wie bei einer Einzelantenne eine breite Richtkeule. Dabei ergibt sich bei genauer Betrachtung die

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Richtkeule einer einzelnen der beiden Antennen (a) als einhüllende Kurve für die Richtcharakteristik des Interferometers (b).Hier wird anschaulich, dass das win-kelabhängige Auflösungsvermögen mit abnehmender Keulenbreite zu-nimmt. Durchläuft eine punktförmi-ge Strahlenquelle eine Empfangsein-richtung mit einer solchen Charakte-ristik, so ergibt sich das folgende Ausgangssignal:

In der Praxis hat man aber immer Quellen mit einer bestimmten Ausdeh-nung, so dass man diese als eine An-sammlung vieler punktförmiger Quel-len betrachten kann und sich also das folgende Muster ergibt:

Das linke Diagramm zeigt zwei einzelne Punktquellen, die eine kleine räumliche Di-stanz haben, das rech-te Diagramm stellt die Summe der beiden Signale dar, wie sie bei einer ausgedehnten Radioquelle aufge-zeichnet wird. Aus dem Verhältnis der Maxima und Minima kann man nach dem „Sichtbarkeit des Interferenzmusters“ genannten Verhältnis

( )( )minmax

minmax

IIII

+−

auf die Ausdehnung der Quelle schließen.

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2.2 Unser Radiointerferometer

Wir verwenden ein beschränkt drehbares Interferometer mit einer festen Baseline von 5,40 Metern. Das Interferometer ist um die Elevationsachse drehbar, seine Hauptverwendung ist zurzeit die Beobachtung der Sonne bei einer Wellenlänge von 2,7cm. Zwei Offset-Parabolantennen mit einem Durchmesser von jeweils 1,00m sind über Hohlleiter zusammengeschaltet. Die Interferenz der Signale erfolgt also bereits vor der Registrierung der Signale durch ein LNB. Dies erspart uns komplizierte Elektro-nik zur Synchronisation der Signale. Die Abstimmung erfolgt durch die veränderbare Länge der Hohlleiter, so dass es uns auch möglich ist Messungen mit verschiedenen von uns gewählten Phasenverschiebungen durchzuführen. Dies ist unter anderem dazu geeignet das an sich starr in Ost-West Richtung ausgerichtete Teleskop zur Be-obachtung in südliche Richtung in gewissem Maße von seiner vorgesehenen „Blick-richtung“ 180° / S zur Seite „schielen“ zu lassen.Auf Grund der Daten unseres Teleskops ergeben sich folgende Eigenschaften zur Richtcharakteristik:Richtkeule eines einzelnen Parabolspiegels:

=D2

arcsin λθ Halbwertsbreite der Richtkeule

Nach der obigen Formel ergibt sich für die Halbwertsbreite ein Winkel von θ = 0,77° und damit eine Gesamtbreite der Richtkeule von 2θ = 1,55° oder 92,8’. Diese Richt-keule ist bei der Interferenzmessung die einhüllende Kurve der schmaleren Richtkeu-len.Für die gesamte Apparatur ergeben sich dann folgende Werte:Abstand eines Maximums zum nächsten:

Lλθ = rad

Bei der vorhandenen Baseline von 5,40m ergibt sich für den Abstand eines Maxi-mums zum nächsten ein Wert von θ = 0,28° beziehungsweise θ = 17’.Aus der errechneten Breite der Richtkeule und dem Abstand der Nebenmaxima er-warten wir ein Hauptmaximum und Nebenmaxima zweier Ordnungen.Für das Hauptmaximum erwarten wir die höchste Intensität, die mit der Ordnung der Nebenmaxima abnimmt.

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3 Konstruktion und Bau3.1 Die Antenne und die Mechanik

Die Antenne muss folgendes gewährleisten: Es müssen zwei Parabolspiegel auf einer konstanten Distanz montiert werden, die exakt in die gleiche Richtung ausgerichtet sind. Die Richtung beider Parabolspiegel muss verstellbar sein, da schließlich ver-schiedene Bereiche des Himmels beobachtet werden müssen. Die empfangenen Si-gnale müssen addiert werden können, was hier mit Hohlleitern geschieht.Um zu erreichen, dass beide Parabolspiegel immer in eine Richtung ausgerichtet sind, entschieden wir uns dafür, die Parabolspiegel auf einer 6m langen Stange zu be-festigen. Bewegt man nun die Stange, bewegen sich die Parabolspiegel relativ zuein-ander nicht und die Spiegel können trotzdem, auf Grund der Länge der Stange, eine recht hohe Distanz zueinander einnehmen. Zudem kann an dieser Stange alles befes-tigt werden, was sich bei einer Ausrichtung auf eine bestimmte Strahlenquelle mit den Parabolspiegeln mitbewegen muss, z.B. die Hohlleiter. Diese Stange muss getra-gen werden. Dafür liegt sie auf drei Stützen, die auf einer Linie liegen und jeweils eine Distanz von 2.40m einnehmen, so dass die Stange an beiden Seiten 60cm über die beiden äußeren Stützen überragt. Gehalten wird die Stange in drei Lagern, so dass sie sich drehen kann, wodurch man die Parabolspiegel mitdreht und einen belie-bigen Elevationswinkel (Höhe) einstellen kann. Um den azimutalen Winkel ändern zu können, nutzt man die Erdrotation, das heißt, dass man jedes Objekt nur einmal am Tag beobachten kann, spart dafür jedoch Kosten und Arbeitsaufwand beim Bau des Teleskops. Die einzelnen Komponenten sollen nun detaillierter vorgestellt wer-den.

3.2 Das Gerüst

Für dieses Kapitel empfiehlt es sich, die Konstruktionszeichnungen aus dem Anhang zu Hilfe zu nehmen. Das Gerüst besteht im Wesentlichen aus drei Stützen, von denen die beiden äußeren identisch sind. Die Äußeren bestehen aus jeweils zwei 2m langen, verzinkten Winkeleisen mit einer Stärke von 4mm und Abmessungen von 30mm x 30mm. Da dieses Eisen in 6m Stücken lieferbar ist, entschieden wir uns für jeweils 2m, um keinen Verschnitt zu haben. Zudem bestehen sie aus einem dritten Eisen, welches sich von den anderen nur durch die Länge von 2,15m unterscheidet. In Be-tonsockel betonierten wir sehr kurze Stücke dieses Eisens ein, damit man das Metall-gerüst mit dem Betonsockel mit Schrauben verbinden kann. Zwei der drei Sockel ei-ner äußeren Stütze nehmen eine Distanz von genau 1,10m ein und müssen direkt auf der Südlinie liegen. Um beim Eingraben der Sockel genau die Distanz von 1,10m zu haben, haben wir die Sockel bereits beim Eingraben mit einer 1,10m langen Stange verbunden, die nach dem Eingraben wieder abgeschraubt werden konnte. Von den Betonsockeln aus verlaufen die beiden 2m Eisen hoch und treffen sich auf einer

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Höhe von 1,95m an einem 15cm langen horizontal verlaufenden Winkeleisen glei-chen Typs, an dem sie teilweise verschweißt, beziehungsweise verschraubt, sind. Auf diesem Winkeleisen befinden sich die Lager. Das dritte 2,15m lange Eisen verläuft, von oben gesehen, senkrecht zu den beiden anderen Winkeleisen zu einem dritten Betonsockel, der von den beiden anderen Sockeln jeweils 1,15m entfernt steht. Die-ses Eisen stützt die Anlage zur Seite hin. Zusätzlich wird das Gerüst in einer Höhe von 75cm von horizontal verlaufenden Winkeleisen gesichert, welche die Eisen mit-einander verbinden.Die mittlere Stütze unterscheidet sich von den beiden äußeren Stützen nur dadurch, dass das dritte, 2,15m lange Winkeleisen nicht vorhanden ist.

3.3 Die Lager

Als Lager benutzten wir drei 15cm lange, 8,5cm breite und 3cm dicke Teakholzklöt-ze. Dieses Material eignet sich gut für unsere Zwecke, es hat auch früher schon beim Schiffbau als Lager für Antriebswellen Verwendung gefunden, da es auf Grund sei-ner Härte gut gleitet. In diese Teakholzklötze sägten wir ein Loch mit etwas größe-rem Durchmesser als ihn die 6m lange Stange besitzt. Anschließend sägten wir den Holzklotz in der Mitte der Länge nach durch und bohrten Löcher, um die Lager mit Bolzen am Gerüst befestigen zu können. Anschließend tränkten wir das Holz in dem Waffenöl Balistol, um es gegen Wetter unempfindlich zu machen und die Gleitfähig-keit der Stange zu erhöhen.

3.4 Die Elevationssteuerung

Um eine bestimmte Elevation einstellen zu können, entschieden wir uns zunächst für eine recht simple Methode, die für unsere Zwecke jedoch vollkommen ausreicht. Sie besteht aus einem Hebel, der senkrecht auf der 6m Stange befestigt wurde und einem Viertelkreis mit einem Radius von der Länge dieses Hebels. Durch Bewegen des He-bels dreht man die Stange und die auf ihr befestigten Parabolspiegel. Durch fest-schrauben des Hebels an dem Viertelkreis wird die Antenne auf der jeweiligen Posi-tion fixiert. Der Viertelkreis ist auch vom Typ der Winkeleisen, welches wir für den Bau des Gerüstes verwendet hatten. Hier haben wir jedoch die Fläche des einen Winkelschen-kels (wenn man den Querschnitt betrach-tet) mit einem Hammer bearbeitet, um die Fläche zu strecken und das Winkeleisen somit die Form eines Viertelkreises anneh-men zu lassen.

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3.5 Die Hohlleiter und Feedhörner

Als Hohlleitermaterial verwendeten wir Kupferrohre des gleichen Typs, wie man sie für Wasserleitungen verwendet. In diesen wird das Signal durch Totalreflexion nahe-zu verlustfrei übertragen. In den Feedhörnern befindet sich ebenfalls ein solcher Hohlleiter mit einem Durchmesser von 18mm. Normalerweise befindet sich schon in dem Hohlleiter des Feedhorns ein kleiner Dipol, hier wird jedoch auf diesen verzichtet und stattdessen das Kupferrohr übergangslos an den Hohlleiter des Feedhorns angeschlos-sen, so dass das Signal weitergeleitet wird. Hierbei ist zu beachten, dass der Durchmes-ser des Kupferrohres größer oder gleich dem Durchmesser des Hohlleiters im Feedhorn ist, ansonsten wird das Signal nicht weiter-geleitet.Am LNB laufen die Hohlleiter parallel zusammen und zeigen mit ihren Enden auf den LNB. Die aus den beiden Hohlleitern austretenden Wellen überlagern sich daher und werden als Summe vom LNB erfasst.

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Muffe

4 Elektronik4.1 Realisierung des „Backends“

Als Backend bezeichnet man zusammengefasst die Elektronik, die die Strahlung von der Schüssel aufnimmt und Messwerte erzeugt, die weiter verarbeitet werden kön-nen.Folgende Zeichnung gibt einen Überblick über den groben Aufbau des Backends:

Die Verbindung der Satellitenschüsseln mit dem LNB durch Hohlleiter wurde bereits in Kapitel 3.5 beschrieben. Zwischen dem LNB und dem Sat-Finder wurde das auf etwa 1,4 GHz heruntergesetzte Signal über ein F-Kabel übertragen.Die Stromversorgung für Sat-Finder und LNB sowie das Mess-Signal vom Sat-Fin-der zum Analog-Digital-Wandler wurde über BNC-Kabel hergestellt.Durch die ausschließliche Verwendung von geschirmten Leitungen sollte so die Ein-wirkung von anderen Strahlungsquellen auf unsere Messeinrichtung minimiert wer-den.Um netzunabhängig zu sein, wurde außerdem die gesamte Elektronik über zwei Blei-akkumulatoren mit jeweils 7,2 Ah bei 12 Volt versorgt. Es war uns damit möglich, auch dann zu messen, wenn wir keinen Zugang zum Schulgebäude hatten.

f=1,4GHz

LNB

Detektor(Sat-Finder)

Spannungsregler

Akku

2x12V=24V

18V

A/D-Wandler

12V

Mess-Signal

COM-Port

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4.2 Das LNB

Die eigentliche Aufgabe des LNBs (= low noise block) besteht darin, die Frequenz des aufgenommenen Signals herunterzusetzen.In unserem Fall ist die beobachtete Frequenz das für Satellitentechnik übliche Band von 10,7 - 12,8 GHz. Um im Folgenden stärkere Verluste durch die Leitungen zu vermeiden, wird dieses Band bereits im LNB auf eine Zwischenfrequenz von etwa 1,4 GHz umgesetzt.Die Umsetzung erfolgt nach dem Prinzip des Überlagerungsempfängers. Dabei wer-den die Eingangsfrequenz und eine im LNB erzeugte Oszillatorfrequenz, die etwas kleiner ist, als die kleinste auftretende Eingangsfrequenz, gemischt. Es entsteht ein Signal, welches der Differenzfrequenz von Eingangs- und Oszillatorfrequenz ent-spricht und deshalb Zwischenfrequenz genannt wird. Dieses Signal wird herausgefil-tert, verstärkt und über das F-Kabel an den Detektor übertragen.Die Stromversorgung von 18 V erhielt das LNB ebenfalls über das F-Kabel, da es technisch unproblematisch ist, Hoch-frequenz- und Gleichspannungsanteil mittels Hoch- und Tiefpassfilter von-einander zu entkoppeln.In unseren Aufbauten kam als LNB ein Invacom SNH-031 zum Einsatz. Dieses zeichnet sich durch seine be-sonders niedrige Rauschzahl von 0,3 dB aus und war von daher bestens für unsere Zwecke geeignet.

4.3 Der Sat-Finder als Detektor

Erwähnt wurde bereits, dass vom LNB ein HF-Signal mit etwa 1,4 GHz in den Sat-Finder gelangt.Dieser hat nun die Aufgabe, die Stärke des eintreffenden Signals zu bestimmen und eine Gleichspannung auszugeben, die in Abhängigkeit zur HF-Leistung steht.Diese Abhängigkeit ist nicht etwa proportional, da es ansonsten nur möglich wäre, Intensitäten bestimmter Größenordnung zu untersuchen. Stattdessen erfolgt die Um-setzung von HF-Leistung zu Ausgangsgleichspannung logarithmisch. Mehrmaliges Verdoppeln der aufgenommenen Leistung würde also immer die Gleiche Spannungs-erhöhung bewirken.Im Unterschied zu der proportionalen Methode, bei der der relative Fehler bei großen Intensitäten nahe des Maximums klein wäre, bei vergleichsweise geringen Intensitä-ten, die um ein Vielfaches kleiner sind als das Maximum, jedoch hoch, ist bei der lo-garithmischen Umsetzung der relative Fehler über größere Bereiche konstant.

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Daher wird bei Sat-Findern, wie auch bei anderen Leistungsdetektoren üblicherweise die logarithmische Spannungsausgabe bevorzugt.Eigentlich werden Sat-Finder dafür gebraucht, Satelliten-schüsseln exakt auf einen Satel-liten auszurichten, um eine ma-ximale Empfangsleistung und somit gute Signalqualität zu er-zielen.Dabei messen sie ständig die eintreffende Signalstärke und zeigen sie über ein Drehspulin-strument an.Um genauere Messwerte zu erhalten und diese weiterverarbeiten zu können, greifen wir die Spannung, die dem Zeigerinstrument zugeführt wird, über eine nachträglich eingebaute BNC-Buchse (im Bild unten links) ab.

4.4 Der Analog-Digital-Wandler

Für unser Projekt komplett selbst entwickelt haben wir einen Analog-Digital-Wand-ler, der das Mess-Signal mit einer Genauigkeit von 10 bit (= 1024 Stufen) abtastet und die Ergebnisse über die serielle Schnittstelle an den Computer schickt.Der Wandler verfügt über 8 Eingänge, die quasi parallel (0,07 Mil-lisekunden nacheinan-der) abgetastet werden können, von denen je-doch für unsere bisherigen Messungen lediglich ein Kanal gebraucht wurde.Außerdem ist das Intervall der automatisch durchgeführten Einzelmessungen einstellbar.Kern des A/D-Wandlers ist ein Mikrocontroller ATmega8 von Atmel.Dadurch, dass dieser auch in der Schaltung stän-dig neu programmiert werden kann, können wir die Software noch um Funktionen erweitern und eventuellen späteren Bedürfnissen anpassen.

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4.5 Spannungsregler

Der bereits in der Übersicht angesprochene Spannungsregler versorgt den Sat-Finder mit der nötigen Spannung von 18 Volt, die dieser über das F-Kabel auch an das LNB weitergibt.Ein weiterer Spannungsregler ist auf der Platine des A/D-Wandlers enthalten und er-zeugt die für ihn notwendige Spannung von 5 Volt.Diese Regler sind notwendig, da wir aus genannten Gründen unsere Elektronik über Bleiakkus versorgen, denen nur eine Spannung von 12 oder 24 Volt entnommen wer-den kann.Außerdem sinkt die Akkuspannung mit abnehmendem Ladezustand der Akkus. Die Regler sorgen dafür, dass dies keine Auswirkung auf die eigentlichen Versorgungs- und wichtigen Referenzspannungen hat.

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5 Die Messergebnisse5.1 Messung vom 08.01.2005

Am 08.01.2005 gelang es uns erstmals nach über einjähriger Entwicklungs- und Bau-phase eine Messung durchzuführen, bei der Interferenz auftrat.Wir beobachteten in der Zeit von 12:03 bis 12:31 in südlicher Richtung den Durch-gang der Sonne, da wir ein nur beschränkt drehbares, auf den Meridian ausgerichte-tes, Radiointerferometer gebaut haben.Wir zeichneten einen Messwert pro Sekunde auf, die Intensität ist in relativ gewähl-ten Zahlen ausgedrückt (Grafik siehe Anhang). Man erkennt den Anstieg der gemes-senen Intensität beim Eintritt der Sonne in die Richtkeule. Es wird nach etwa 180 Se-kunden das erste Nebenmaximum der 2. Ordnung erreicht. In der Folge nimmt die Intensität wieder etwas ab, sinkt aber nicht bis auf den Nullpunkt, da die Interferenz auf Grund noch nicht optimaler Ausrichtung und der ausgedehnten Quelle nicht zur völligen Auslöschung führt. Etwa 80 Sekunden nach dem Nebenmaximum 2. Ord-nung folgt das Nebenmaximum 1. Ordnung und weitere 80 Sekunden später das Hauptmaximum, als die Sonne genau im Zentrum der Richtkeule stand. Wie wir er-wartet haben kann man eine ansteigende Intensität der Maxima zum Hauptmaximum hin erkennen, die einhüllende Kurve einer einzelnen Parabolantenne ist dafür verant-wortlich. Die absteigende Flanke lässt diese Nebenmaxima leider nur noch erahnen, da die Antennen noch nicht optimal aufeinander abgestimmt sind und gegen Ende der Messung nur noch eine der beiden Antennen ein Signal registrierte und die Sonne bei der anderen Antenne bereits aus der Richtkeule herausgewandert war.Insgesamt gesehen betrachten wir diese erste Messung als einen Erfolg, da wir damit gezeigt haben, dass es auch auf Schulniveau möglich ist, Radiointerferometrie zu be-treiben.

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6 Fazit und Zukunftspläne6.1 Unser Fazit

Wir haben mit dieser Arbeit bewiesen, dass es mit relativ einfachen Mitteln möglich ist auch an Schulen Radiointerferometrie, die sonst überwiegend der professionellen Forschung zugänglich ist, zu realisieren. Dabei ist es sowohl eine Frage des Geldes als auch des Arbeitsaufwandes, welchen Maßstab ein solches Projekt einnimmt.Unsere Anlage könnte auch erweitert werden. Man könnte die Baseline vergrößern, indem man die 6 m lange Eisenstange um eine weitere ergänzt. Zudem können belie-big viele weitere Antennen hinzugefügt werden, womit man den Schritt von der Zwei-Elemente-Interferometrie zur Viel-Elemente-Interferometrie gehen würde, wel-che einen gewissen Vorteil darstellt. Das Problem bei Zwei-Elemente-Interferome-tern sind die vielen Nebenkeulen. Bei mehreren Elementen werden die Nebenkeu-len, je nach Menge der Elemente, verkleinert. Bei zum Beispiel 5 Elementen würde das erste Nebenmaximum eines 2-Elemente-Interferometers nur noch 1/5 der Intensi-tät erreichen, ein weiterer Fortschritt in die Richtung besserer Auflösung.Als nächste Arbeiten stehen die Behebung der Sturmschäden der letzten Tage an, die es uns unmöglich machten weitere Messungen nach unserem ersten erfolgreichen Nachweis der Interferenz durchzuführen. Weiter sollen die Spiegel noch präziser ausgerichtet werden, damit wir dann zu Beobachtung anderer und vor allem kleinerer Quellen als der Sonne schreiten können.

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